Titan (također Saturn VI) je prirodni satelit Saturna. Kruži oko Saturna na udaljenosti 1 221 830 km. Titanov polumjer iznosi 2575 km, a masa 1.35 × 1023 kg. Titan najvjerojatnije Saturnu uvijek pokazuju istu stranu (tj. ima sinkronu rotaciju), pa jedan dan na Titanu traje jednako kao i njegov ophod oko Saturna - 15 dana, 22 sata, 41 minuta i 24 sekunde.
Orbita Titan orbitira oko Saturna jednom svakih 15 dana 22 sata. Kao i Zemljin Mjesec i mnogi sateliti divovskih planeta, i njegovo razdoblje rotacije (njegov dan) identično je orbitalnom razdoblju; Titan je plimno zaključan u sinkronoj rotaciji sa Saturnom i trajno pokazuje jedno lice prema planetu. Zemljopisne dužine na Titanu mjere se prema zapadu, počevši od meridijana koji prolazi kroz ovu točku. Njegova orbitalna ekscentričnost iznosi 0,0288, a orbitalna ravnina je nagnuta 0,348 stupnjeva u odnosu na Saturnov ekvator.Unless otherwise specified: Gledano sa Zemlje, Titan doseže kutnu udaljenost od oko 20 Saturnovih radijusa (nešto više od 1.200.000 kilometara od Saturna i posjeduje disk promjera 0,8 lučnih sekundi.
Znanstvenici su mislili da znaju brzinom kojom se Titan udaljava od Saturna, ali 2020. su otkrili koristeći podatke NASA-inog svemirske letjelice Cassini, da Titan se udaljava stotinu puta brže nego što se prethodno znalo - 11 centimetara godišnje. Ovo otkriće ukazuje na to da se Titan formirao mnogo bliže planetu tijekom nastanka Sunčevog sustava prije 4,6 milijardi godina te da se kasnije premjestio na udaljenost od oko 1,2 milijuna kilometara od planeta. Nalazi o Titanovoj brzini udaljavanja također daju važnu potvrdu nove teorije koja objašnjava i predviđa kako planeti utječu na orbite mjeseca.
Mali satelit Hiperion nepravilnog oblika zaključan je u orbitalnoj rezonanci 3:4 s Titanom. "Spora i glatka" evolucija rezonancije - u kojoj je Hiperion migrirao iz kaotične orbite - malo je vjerojatno, na temelju modela. Hiperion se vjerojatno formirao na stabilnom orbitalnom otoku, dok je ogroman Titan apsorbirao ili izbacio tijela koja su blisko prilazila.
Fizička svojstva
Titan je u promjeru 5.149,46 kilometara (3.199,73 milje), što je 1,06 puta više od planeta Merkura, 1,48 više od Mjeseca, a 40% od Zemljinog promjera. Prije dolaska Voyagera 1 1980. godine, smatralo se da je Titan malo veći od Ganimeda (promjer Ganimeda je 5.262 kilometra) i time najveći mjesec Sunčevog sustava; kasnije je otkriveno da su ove vrijednosti bile precijenjene zbog Titanove guste i neprozirne atmosfere, sa slojem izmaglice 100-200 kilometara iznad njene površine, zbog čega je površina nevidljiva gledajući Titan iz svemira. Time se povećava njegov prividni promjer. Promjer i masa Titana (a samim tim i njegova gustoća) slični su onima Galilejanskih mjeseca Ganimeda i Kalista. Na temelju gustoće 1,88 g/cm3, Titanov sastav je pola vodenog leda i pola stjenoviti i materijal. Iako je po sastavu sličan Dioni i Enkeladu, gušći je zbog gravitacijskog tlačenja. Ima masu 1/4226 od Saturna, što ga čini najvećim mjesecom plinskih divova u odnosu na masu njegovog primarnog. Drugi je po relativnom promjeru Mjeseca u odnosu na plinovitog diva; Titan je 1/22 609 Saturnovog promjera, prvi je Neptunov mjesec Triton koji je većeg promjera u odnosu na Neptun u 1/18 092.
Titan je vjerojatno djelomično diferenciran u različite slojeve sa stjenovitim središtem promjera 3400 kilometra. Ova stjenovita jezgra okružena je s nekoliko slojeva sastavljenih od različitih kristalnih oblika leda. Unutrašnjost može ipak biti dovoljno vruća za sloj koji se sastoji od „magme” sastavljene od vode i amonijaka između led I h kore i dublje slojeve leda koji se sastoje od leda pod visokim pritiskom. Prisutnost amonijaka omogućava da voda ostane tekuća čak i na temperaturi nižoj od –97 °C (za eutektičku smjesu s vodom). Cassini-Huygens otkrio je dokaze za slojevitu strukturu u obliku prirodnih ekstremno niskofrekventnih radio valova u Titanovoj atmosferi. Smatra se da je površina Titana loš reflektor ekstremno niskofrekventnih radio valova, pa se umjesto toga mogu reflektirati od tekuće-ledene granice podzemnog oceana. Cassinijev radar primijetio je površinske značajke koje su se pomakle za 30 kilometara između listopada 2005. i svibnja 2007., što sugerira da se kora odvaja od unutrašnjosti i daje dodatne dokaze za unutarnji tekući sloj. Daljnji poticajni dokazi za tekući sloj i ledenu koru razdvojenu od čvrste jezgre dolaze iz načina na koji gravitacijsko polje varira dok Titan orbitira oko Saturna. Usporedba gravitacijskog polja s radarskim topografskim opažanjima također upućuje da ledena kora može biti znatno kruća.
Formacija Smatra se da su Jupiterovi i Saturnovi mjeseci nastali ko-akreacijom, sličnim onom procesu za koji se vjeruje da su se formirali planeti u Sunčevom sustavu. Kako su se mladi plinoviti divovi formirali, bili su okruženi diskovima materijala koji su se postupno stapali u mjesece. Dok Jupiter posjeduje četiri velika satelita u izrazito pravilnim, planetnim orbitama, Titan nadvladava ostale Saturnove mjesece i posjeduje visoku orbitalnu ekscentričnost koja se odmah ne objašnjava samo ko-akreacijom. Predloženi model za formiranje Titana je da je Saturnov sustav mjeseca započeo skupom mjeseca sličnih Jupiterovim galilejanskim satelitima, ali da ih je poremetio niz divovskih sudara, koji bi nastavili formirati Titan. Saturnovi mjeseci srednje veličine, kao što su Japet i Reja nastali su od krhotina tih sudara. Takav nasilni početak također bi objasnio Titanovu orbitalnu ekscentričnost.
Analiza atmosferskog dušika u Titanu iz 2014. godine pokazala je da je on možda nastao iz materijala sličnog onome koji se nalazi u Oortovom oblaku, a ne iz izvora prisutnih tijekom ko-akrecije materijala oko Saturna.
Atmosfera
Titan je jedini satelit u Sunčevu sustavu koji posjeduje značajniju atmosferu. Atmosfera na površini stvara tlak od čak 1.5 bara, 50% više nego na Zemlji (na razini mora). Atmosfera je po sastavu većim dijelom molekularni dušik (94%), uz argon (6%) i nešto metana. Može se naći voda, te neki organski spojevi u tragovima (cijanovodik, ugljikov(IV) oksid).
Cijanovodik je izrazito bitan jer je nužan za stvaranje aminokiselina, osnove života na Zemlji. Smatra se da su ovi uvjeti slični uvjetima kakvi su vladali na Zemlji u vrijeme stvaranja života, prije nego što je život u Zemljinu atmosferu počeo unositi kisik.
U višim slojevima atmosfere, pod djelovanjem sunčeva svjetla na metan, ugljik dioksid i druge spojeve, nastaju ugljikovodici i još neki spojevi. Ti se spojevi u hladnoj atmosferi kondenziraju te na visini od oko 200 km iznad površine stvaraju sloj neprozirnih narančastih oblaka. Ovaj proces je sličan procesu stvaranja smoga na Zemlji. U novije vrijeme, na Titanu su uočeni i mali oblaci koji se mogu pojaviti i nestati u samo jednom danu. Ovi su oblaci mogući izvor metanskih kiša.
Klima Na Titanovoj površini vladaju temperature od oko 95 K (-178 °C), oko 4 K iznad trojne točke metana. Vodeni led na ovim temperaturama ne sublimira, pa u atmosferi nema mnogo vodene pare. Pored spomenutih narančastih oblaka i sveopće magle, postoje i druge vrste oblaka, od molekula metana, etana i drugih jednostavnih organskih molekula. Postoji mogućnost da metanski oblaci proizvode čak i neku vrstu "kiše" tekućeg metana na površini, pa čak i da postoje rijeke, ledenjaci i oceani etana (s otopljenim metanom) dubine do 1000 metara. Ipak, posljednja radarska promatranja sa Zemlje nisu potvrdila ove pretpostavke.
Vjetrove na Titanu, za razliku od većine ostalih tijela Sunčevog sustava, ne pokreće Sunčevo zračenje (koje je 100 puta slabije nego na Zemlji) već plimne sile. Plimne sile na Titanu su čak 400 puta jače nego na Zemlji. Plimna izbočina koju na pretpostavljenom oceanu metana stvara Saturn mogla bi biti visoka i do 100 metara. Ova izbočina, zbog Titanove sinkrone rotacije, stoji uglavnom na istom mjestu, no zbog jačanja i slabljenja plimne sile (tijekom Titanovog približavanja i udaljavanja Saturnu do kojeg dolazi zbog Titanove eliptične putanje) izbočina se periodički povećava i smanjuje. Računalne simulacije pokazale su da visina plimne izbočine varira i do 10%. lijevo|mini|190 px|Christian Huygens, pronalazač Titana Saturnove plimne sile pokreću Titanovu atmosferu stvarajući plimne vjetrove u smjeru sjever-jug (za razliku od vjetrova na većim visinama koji pušu u smjeru istok-zapad) brzine i do 1 m/s. Zbog niske gravitacije i velike gustoće atmosfere, vjetrovi ove brzine su mnogo učinkovitiji nego na Zemlji, te mogu uzvitlati prašinu.
Slike s Voyagera pokazale su i razlike u boji između sjeverne i južne polutke, te odvojeni sloj smoga koji je s ostatkom bio spojen iznad sjevernog pola. Razlike u boji su objašnjene utjecajem godišnjih doba - u vrijeme prolaska Voyagera na sjevernoj je polutci bilo rano proljeće, a na južnoj rana jesen. Postojanje odvojenog sloja smoga, kasnije su analize pokazale, rezultat je atmosferske cirkulacije u višim slojevima atmosfere.
Postoji mogućnost da se na Titanu mogu formirati duge kad bi sunčevo svjetlo se odbijalo od kapljica metana, koje su poput kapljica vode prozirne. Metanska duga bi bila veća od vodene duge s primarnim radijusom od najmanje 490 za metan u odnosu na 42,50 za vodu. To je zbog toga što se indeks loma tekućeg metana (1,29) razlikuje od onog za vodu (1,33). Poredak boja, međutim, bio bi isti: plava iznutra i crvena izvana, s narančastom nijansom. Jedan problem: duge trebaju izravnu sunčevu svjetlost, ali Titanovo nebo je vrlo maglovito. Vidljive duge na Titanu mogu biti rijetke. S druge strane, infracrvene duge mogu biti česte. thumb|Radarski mozaik na kojem su jezera obojana u plavo, a kopno u žuto. thumb|Umjetno obojana slika u bliskom infracrvenom zračenju - vidi se regularna refleksija na metansko-etanskom moru Kraken. Reljef
Površina Titana opisana je kao "složena, obrađena, i geološki mlada". Titan je prisutan od formiranja Sunčevog sustava, ali njegova je površina mnogo mlađa, stara između 100 milijuna i milijardu godina. Geološki procesi možda su promijenili površinu Titana. Titanova atmosfera je dvostruko gušća od Zemljine, što astronomskim instrumentima otežava mapiranje njegove površine u spektru vidljive svjetlosti. Letjelica Cassini-Huygens je upotrijebila infracrveni instrument, radar i SAR za preslikavanje dijelova Titana tijekom njegovih neposrednih preleta. Prve su slike otkrile raznoliku geologiju, s hrapavim i glatkim područjima. Postoje svojstva koja mogu biti vulkanskog podrijetla, izbacujući vodu pomiješanu s amonijakom na površinu. Postoje i dokazi da je Titanova ledena kora mogla biti znatno kruća, što bi sugeriralo manje geološke aktivnosti. Postoje i upečatljiva obilježja, koja su dugačka stotinama kilometara, a koja su, čini se, uzrokovana česticama vjetrovima. Ispitivanje je također pokazalo da je površina relativno glatka; činilo se da je nekoliko objekata za koje se činilo da su udarni krateri bili ispunjeni, možda kišom ugljikovodicima ili vulkanima. Radar upućuje da je odstupanje u visini malo, obično ne veće od 150 metara. Otkrivene su povremene promjene visine od 500 metara i Titan ima planine koje ponekad dosežu nekoliko stotina metara i više od jednog kilometra visine. To se može usporediti s mnogo širim topološkim varijacijama koje se nalaze na Zemlji i Marsu, s tim da je Olympus Mons na Marsu bio 26 km iznad okolnih ravnica, a Mauna Kea na Zemlji preko 10 km iznad dna oceana.